Разлика между версии на „Орбитален период“

м
дребни редакции
м (излишен празен ред)
м (дребни редакции)
{{без източници}}
'''ОрбиталнияОрбиталният период''' е времето, необходимо на дадено [[небесно тяло]] за да извърши пълно завъртане по своята [[орбита]]. За обекти в [[Слънце|слънчевахелиоцентрична орбита]] се различават следните категории орбити:
 
* '''Звезден период''' – времето, необходимо на обекта за извършване на пълно завъртане около Слънцето[[Слънце]]то спрямо отдалечени звезди. Този период се счита за истинския орбитален период.
* '''Синодичен период''' – времетраенето между явявания на обекта на една и съща позиция в небето спрямо Слънцето при наземни наблюдения. Отличава се от звездния период поради факта, че [[Земя (планета)|Земята]] се движи по своята орбита около Слънцето.
* '''Драконов период''' е времетраенето между две последователни пресичания на [[възходяшвъзходящ възел|възходящия възел]]. Отличава се от звездния период, защото за [[линияправа на възлите|линиятаправата на възлите]] е типична бавната [[прецесия]] или [[рецесия]].
* '''Аномалистичен период''' е времетраенето между два последователни [[перихелий|перихелия]] на обекта. Отличава се от звездния период поради прецесия или рецесия на [[голяма полуос|голямата полуос]].
* '''Тропически период''' е времетраенето между две последователни позиции със [[ректасцензия]] от нула градуса. По-кратък е от звездния период поради прецесията на [[точка на пролетно равноденствие|точката на пролетното [[равноденствие]].
 
== Връзка между звезден и синодичен период ==
 
Нека
:'''''E''''' е звездния период на Земята ([[звездна година]])
:'''''P''''' е звездния период на другата планета
:'''''S''''' е синодичния период на другата планета спрямо Земята
 
В случай, че Земята е по-отдалечена от Слънцето спрямо другата планета то:
 
:<math> P = \frac1{\frac1E + \frac1S} </math>
:<math> P = \frac1{\frac1E - \frac1S} </math>
 
Таблица на синодичните периодпериоди на по-масивните тела в Слънчевата система спрямо Земята:
{|
|
== Изчисления ==
=== Тяло с незначителна маса на орбита около масивно централно тяло ===
В [[астродинамика]]та '''орбиталнияорбиталният период''' <math>T\,</math> на тяло с незначителна маса на орбита около масивно централно тяло е по елиптична или кръгова орбита е:
 
:<math>T = 2\pi\sqrt{a^3/\mu}</math>
За всички елипси с една и съща голяма полуос орбиталния период е един и същ, независимо от ексцентрицитета.
 
В случай на централно тяло със [[сферична симетрия]] и маса, равна на земната, получаваме:
 
:<math>T = 1,4 \sqrt{(a/R)^3}</math>
:<math>T = \sqrt{a^3}</math>
 
Където ''T'' е орбиталнияорбиталният период, измерен в земни години, и ''a'' е дължината на голямата полуос в [[астрономическа единица|астрономически единици]].
 
=== Две тела със сравними маси ===
В [[небесна механика|небесната механика]], когато двете тела на орбита имат сравними маси, техниятехният взаимен орбитален период <math>P\,</math> може да се изчисли по формулата:
 
:<math>P = 2\pi\sqrt{\frac{a^3}{G \left(M_1 + M_2\right)}}</math>
 
където:
* <math>a\,</math> е сбора на големите полуоси на елипсите, които описват телата спрямо инертна [[отправна система]], или елипсата, описвана от първото тяло около второто срямо система с център второто тяло, равна на разстоянието между тях при кръгова орбита.
* <math>M_1\,</math> и <math>M_2\,</math> са масите на двете тела.
* <math>G\,</math> е [[гравитационна константа|гравитационната константа]].
 
При [[параболична траектория|параболични]] и [[хиперболична траектория|хиперболични]] траектории движението не е периодично - тялото само веднъж преминава през перихелий около фокуса; на теория, за пълно описване на параболична траектория е необходимо [[безкрайност|безкрайно]] време.
 
=== Вижте също ===